เวลาจักรวาลหรือเวลาจักรวาลวิทยาคือพิกัดเวลา ที่ใช้ใน แบบจำลอง บิ๊กแบงของจักรวาลวิทยาเชิงฟิสิกส์ [ ^{1 ] : 315} แนวคิดเรื่องเวลานี้หลีกเลี่ยงปัญหาบางประการที่เกี่ยวข้องกับทฤษฎีสัมพัทธภาพโดยการกำหนดไว้ภายในคำตอบของสมการของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปที่ใช้กันอย่างแพร่หลายในจักรวาลวิทยา

ทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์แสดงให้เห็นว่าความพร้อมกันไม่ใช่สิ่งที่แน่นอนผู้สังเกตการณ์ที่หยุดนิ่งอาจเชื่อว่าเหตุการณ์สองเหตุการณ์ที่แยกจากกันในอวกาศ (เช่น ฟ้าผ่าสองครั้งห่างกัน 10 เมตร) เกิดขึ้นในเวลาเดียวกัน ในขณะที่ผู้สังเกตการณ์อีกคนหนึ่งที่เคลื่อนที่ (สัมพัทธ์) อ้างว่าเหตุการณ์หนึ่งเกิดขึ้นหลังจากอีกเหตุการณ์หนึ่ง การเชื่อมโยงระหว่างอวกาศและเวลาปริภูมิเวลาของมินคอฟสกีทำให้การเปรียบเทียบเวลาทางวิทยาศาสตร์ซับซ้อนขึ้น เนื่องจากไม่มีผู้สังเกตการณ์คนใดเป็นผู้ที่เหมาะสมที่จะเป็นจุดอ้างอิงเวลาอย่างชัดเจน^{[ 2 ] : 202}

ทฤษฎี สัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ในเอกภพที่ขยายตัวแบบไอโซโทรปิกและเป็นเนื้อเดียวกันนั้น เป็นวิธีหนึ่งในการกำหนดจุดอ้างอิงเวลาที่ไม่ซ้ำกัน^{[ 2 ] : 205} จุดพิกัดทั้งหมดในเอกภพดังกล่าวมีความเท่าเทียมกัน เฮอร์มันน์ เวย์ลตั้งสมมติฐานว่า "กาแล็กซี" ในเอกภพดังกล่าว กำหนด เส้นทาง จีโอเดสิกซึ่งเป็นการวางนัยทั่วไปของเส้นตรงในกาลอวกาศ กาแล็กซีแต่ละแห่งแสดงถึงพื้นที่ของ มวล ที่เคลื่อนที่ไปพร้อมกันและมีนาฬิกาท้องถิ่นของตนเอง นาฬิกาทั้งหมดเหล่านี้ซิงโครไนซ์กันที่จุดเดียวในอดีตที่เส้นทางจีโอเดสิกตัดกัน พื้นผิวไฮเปอร์ที่ตั้งฉากกับเส้นทางจีโอเดสิกกลายเป็นพื้นผิวของเวลาจักรวาลคงที่^{[ 3 ]}

เวลาจักรวาลให้เวลาสากลได้ก็ต่อเมื่อสมมติฐานที่ใช้ในการกำหนดเวลานั้นเป็นจริงเท่านั้น มีวิธีแก้ปัญหาสำหรับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปที่ไม่สนับสนุนเวลาจักรวาล^{[ 2 ] : 207} อย่างไรก็ตามทฤษฎีจักรวาลวิทยามาตรฐานที่อิงตามแนวคิดที่จำเป็นสำหรับเวลาจักรวาลนั้นประสบความสำเร็จอย่างมาก^{[ 4 ]}

เวลาจักรวาล^{[ 5 ] [ 6 ] : 142} เป็นการวัดเวลาด้วยนาฬิกาทางกายภาพที่มีความเร็วเฉพาะเป็น ศูนย์ ในกรณีที่ไม่มีความหนาแน่นเกิน/ต่ำกว่าของสสาร (เพื่อป้องกันการยืดเวลาเนื่องจากผลกระทบเชิงสัมพัทธภาพหรือความสับสนที่เกิดจากการขยายตัวของจักรวาล) แตกต่างจากการวัดเวลาอื่นๆ เช่น อุณหภูมิ การเลื่อนไปทางแดง ขอบฟ้าอนุภาค หรือขอบฟ้าฮับเบิล เวลาจักรวาล (คล้ายคลึงและเสริมกับพิกัดร่วมเคลื่อนที่) ไม่ได้รับผลกระทบจากการขยายตัวของจักรวาล ${\displaystyle t}$

เวลาจักรวาลเป็นพิกัดเวลามาตรฐานสำหรับการระบุคำตอบ Friedmann–Lemaître–Robertson–Walkerของสมการสนามของไอน์สไตน์ในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป^{[ 2 ] : 205} พิกัดเวลาดังกล่าวอาจถูกกำหนดสำหรับเอกภพที่เป็นเนื้อเดียวกันและกำลังขยายตัวเพื่อให้เอกภพมีความหนาแน่น เท่า กันทุกที่ในแต่ละช่วงเวลา (ข้อเท็จจริงที่ว่าสิ่งนี้เป็นไปได้หมายความว่าเอกภพเป็นเนื้อเดียวกันตามนิยาม) นาฬิกาที่วัดเวลาจักรวาลควรเคลื่อนที่ไปตามการไหลของฮับเบิล

ค่า ดังกล่าว ไม่จำเป็นต้องสอดคล้องกับเหตุการณ์ทางกายภาพ (เช่นเอกภาวะจักรวาลวิทยา ) แต่หมายถึงจุดที่ค่าตัวประกอบมาตราส่วนจะหายไปสำหรับแบบจำลองจักรวาลวิทยามาตรฐาน เช่นΛCDMเพื่อวัตถุประสงค์ทางเทคนิค แนวคิดต่างๆ เช่น อุณหภูมิเฉลี่ยของจักรวาล (ในหน่วย eV) หรือขอบฟ้าอนุภาคจะถูกนำมาใช้เมื่อศึกษาจักรวาลยุคแรกเริ่ม เนื่องจากความเข้าใจปฏิสัมพันธ์ระหว่างอนุภาคมีความสำคัญมากกว่าพิกัดเวลาหรืออายุของอนุภาค ${\displaystyle t=0}$

เวลาจักรวาลอาศัยแนวคิดทางกายภาพ เช่น มวล ซึ่งอาจไม่ถูกต้องสำหรับช่วงเวลาก่อนประมาณ 10 ⁻¹¹วินาที^{[ 7 ]}

ค่าของเวลาในจักรวาล ณ สถานที่ห่างไกล สามารถกำหนดได้โดยเทียบกับเวลาปัจจุบัน ณ ตำแหน่งของเรา ซึ่งเรียกว่า เวลาในอดีต (lookback time) หรือเทียบกับจุดเริ่มต้นของบิ๊กแบง ซึ่งเรียกว่า "อายุของจักรวาล" สำหรับตำแหน่งนั้น

เวลาการมองย้อนกลับไป , , คือความแตกต่างของอายุ: อายุของจักรวาลในปัจจุบัน , ลบด้วยอายุของจักรวาลเมื่อมีการปล่อยโฟตอนออกมา ณ ตำแหน่งที่ห่างไกลเวลาการมองย้อนกลับไปขึ้นอยู่กับแบบจำลองจักรวาลวิทยา: โดยที่ และหมายถึงพารามิเตอร์ความหนาแน่นในปัจจุบันสำหรับมวล และคือค่าคงที่จักรวาลวิทยา^{[ 8 ]} เวลาการมองย้อนกลับไปที่ z อนันต์คืออายุของจักรวาล ณ ตำแหน่งและเวลาของเรา ซึ่งสามารถอธิบายได้ในแง่ของเวลาที่แสงใช้ในการเดินทางมาถึงที่นี่จากวัตถุที่อยู่ห่างไกล^{[ 9 ]}${\displaystyle t_{L}}$${\displaystyle t_{0}}$${\displaystyle t_{e}.}$$${\displaystyle t_{L}(z)=t_{H}\int _{0}^{z}{\frac {dz'}{(1+z')E(z')}}}$$$${\displaystyle E(z)={\sqrt {\Omega _{M}(1+z)^{3}+(1-\Omega _{M}-\Omega _{\Lambda })(1+z)^{2}+\Omega _{\Lambda }}}}$$${\displaystyle \Omega _{M}}$${\displaystyle \โอเมก้า _{\แลมบ์ดา }}$

อีกทางเลือกหนึ่งอาจใช้บิ๊กแบง เป็นจุดอ้างอิงเพื่อกำหนด อายุของจักรวาลหรือที่เรียกว่าเวลาตั้งแต่บิ๊กแบงณ ตำแหน่งของนาฬิกา สำหรับวัตถุที่สังเกตได้ที่ค่าเรดชิฟต์ z อายุของจักรวาลเมื่อมีการปล่อยโฟตอนที่สังเกตได้คือ: ${\displaystyle t}$

$${\displaystyle t(z)=t_{H}\int _{z}^{\infty }{\frac {dz'}{(1+z')E(z')}}}$$

สำหรับค่าการเลื่อนแดงทุกค่า ผลรวมจะเท่ากับอายุของจักรวาล ณ ตำแหน่งของเราจักรวาลวิทยาเชิงฟิสิกส์ในปัจจุบันประมาณอายุปัจจุบันไว้ที่ 13.8 พันล้านปี^{[ 10 ]}${\displaystyle t_{L}(z)+t(z)}$${\displaystyle z=0}$

การสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์และแบบจำลองทางทฤษฎีอาจใช้ค่าเรดชิฟต์เป็นพารามิเตอร์คล้ายเวลา เวลาของจักรวาลและค่าเรดชิฟต์zมีความสัมพันธ์กัน ในกรณีของจักรวาลแบนราบที่ไม่มีพลังงานมืดเวลาของจักรวาลสามารถแสดงได้ดังนี้: ^{[ 11 ]} โดยที่คือค่าคงที่ของฮับเบิลและคือพารามิเตอร์ความหนาแน่นอัตราส่วนของความหนาแน่นของจักรวาลต่อความหนาแน่นวิกฤตสำหรับสมการฟรีดมันน์สำหรับจักรวาลแบนราบ: ^{[ 12 ] : 47} ความไม่แน่นอนในค่าของพารามิเตอร์เหล่านี้ทำให้ค่าเวลาที่ได้จากการวัดค่าเรดชิฟต์ขึ้นอยู่กับแบบจำลอง $${\displaystyle t(z)\approx {\frac {2}{3H_{0}{\Omega _{0}}^{1/2}}}z^{-3/2}\ ,\ z\gg 1/\Omega _{0}.}$$${\displaystyle H_{0}}$${\displaystyle \Omega _{0}=\rho /\rho _{\text{crit}}}$${\displaystyle \rho (t)}$${\displaystyle \rho _{c}(t)}$$${\displaystyle \rho _{c}(t)={\frac {3H^{2}(t)}{8\pi G}}}$$

• ลำดับเหตุการณ์ของจักรวาล
• ปฏิทินจักรวาล
• ขอบฟ้าจักรวาลวิทยา